Structure Of The Accretion Disks With Opticallt Thick-Thin Transitions
本文给出了吸积盘结构的解，它连续地描述了光学厚盘区和光学薄盘区之间的过渡。我们表明，没有平流的磁盘结构方程，这里使用的，给两个分支的解决方案不相交的$L<L_{b}\lesssim 0.6 L_{\rm Edd}$ $α=1.0$和$M_{BH}=10^8 M_\odot$。对于较大的光度，没有平流方程没有整体解。我们建议，作为一种可能性，平流变得重要，甚至之前，在光度$\sim0.1L_{\rm Edd}$，当内部磁盘区域变得不稳定，由于辐射压力的优势，并诱导从光学厚光学薄盘在全球解决方案的过渡。
1995-05-11 astro-ph
A code for optically thick and hot photoionized media
我们描述了一个代码设计的热介质{（T $\ge$ }几个10 $^4$ K），光学厚康普顿散射。它计算了一个平面平行板的气体在热平衡和电离平衡的结构，在一侧或两侧由一个给定的光谱照明。与其他光电离代码相反，它解决了在两个流近似的连续和线的转移，而不使用本地逃逸概率形式主义近似线转移。我们强调的重要性，考虑返回通量，即使是小的列密度（10 $^{22}$厘米$^{-2}$），我们表明，逃逸概率近似可以导致强烈的错误的热和电离结构，以及在发射光谱，汤姆逊厚度大于十分之几。转移代码是再加上一个蒙特卡罗代码，允许考虑到康普顿和逆康普顿扩散，并计算发射到MeV能量的光谱，在任何几何形状。与{ \sc{cloudy} }的比较表明，对于小柱密度，它给出了类似的结果。提到了几个应用程序。
2000-03-15 astro-ph
Profile Shapes for Optically Thick X-ray Emission Lines from Stellar Winds
我们考虑的后果，明显的线光学深度的轮廓形状的X射线发射线形成的恒星风。热气体被认为是在分布式的风冲击中产生的，谱线的形成主要是通过碰撞激发，然后是辐射衰变。这种线通常被建模为光学薄，但该理论难以匹配解析的X射线线轮廓。我们认为，对于强线丰富的金属，新产生的光子可能会发生共振散射，修改紧急配置文件。在球对称风中使用Sobolev理论，我们表明，粗线共振散射导致的发射轮廓，仍然有蓝移质心一样的细线，但这是相当不对称的外观。我们专注于风的恒定膨胀域，并推导出解析形式的轮廓形状的限制大线和光吸收光学深度。我们的理论被应用到O星$ζ$ Pup的{ \it Chandra}观测。
2001-11-28 astro-ph
Constraints on ultra-high energy neutrinos from optically thick astrophysical accelerators
用来解释超高能宇宙射线的Z爆发机制受到EGRET对宇宙γ射线背景测量的严重限制。我们讨论的情况下，光学厚源，并表明，喷气机和热点的活动星系不能提供所需的光学深度，以抑制光子通量。其他河外加速器（活动星系核和伽马射线暴的地点），如果它们的光学厚度很大，可以通过未来对次级中微子通量的测量来测试。
2002-10-21 astro-ph hep-ph
Local Radiative Hydrodynamic and Magnetohydrodynamic Instabilities in Optically Thick Media
我们研究的辐射阻尼和驱动的短波长，传播流体动力学和磁流体动力学（MHD）波在静态，光学厚，分层平衡的局部条件。我们发现，所谓的奇怪的模式在恒星振荡理论和磁光子泡是密切相关的，都是从根本上驱动的背景辐射通量作用于可压缩波。我们确定了这些波的不稳定驱动的必要标准，并表明，这种驱动可以存在于气体和辐射压力为主的介质，以及纯汤姆逊散射介质中的MHD的情况下。作用于不透明度涨落的平衡通量可以驱动流体力学声波和磁声波的不稳定。此外，磁声波可以驱动不稳定的组合的平衡通量作用于密度波动和变化的背景辐射压力沿流体位移。我们简要地描述了这些不稳定性可能表现在主序星包层和吸积盘中的条件。
2003-06-20 astro-ph
Surface Outflow in Optically Thick Dust Disks by the Radiation Pressure
研究了光学厚盘表面尘埃粒子的外流。在年轻恒星周围的盘表面，小尘埃颗粒（尺寸< 10微米）经历恒星辐射压力的支持，并且比周围的气体轨道更慢。由此产生的尾风将能量和角动量传递给尘埃颗粒，使它们向外移动。这种外流发生在暴露于星光的圆盘的薄表面层中，向外的质量通量主要由尺寸约为0.1微米的颗粒携带。在被辐射的表面层之下，尘埃颗粒受到逆风的影响，被吹向内部。对于最小质量太阳星云的特殊情况，只有不到千分之一的尘埃质量经历向外流动。然而，如果恒星的光度比太阳亮15倍，或者如果气体盘的质量小到~100 M_地球，那么表面流出可以在一定的径向范围内主导向内的通量，导致尘埃盘中形成环或间隙。
2003-04-24 astro-ph
Optically Thick Clumps - Not the Solution to the Wolf-Rayet Wind Momentum Problem?
本文重新讨论了热星风动量问题η= mdot*vinfty/（L/c）>> 1，并指出传统的观点，即可以用风的聚集和光子的多次散射相结合的方法来解决这个问题，对于光学厚的团簇是不自洽的。聚束确实减少了质量损失率mdot，从而减少了产生特定射电发射量度\varepsilon所需的动量供应，而多重散射增加了特定恒星光度L的动量供应。然而，在厚团块的情况下，当组合时，这两种效应相反而不是一致地起作用，因为团块减少了多次散射。因此，可输送的动量与所需的动量之比对于平稳风是最大的，而动量问题仍然存在于厚团块的情况下。在薄团块的情况下，团块在降低η方面的所有益处在于对于给定的\varepsilon降低\mdot，使得需要极小的填充因子f = 10 e-4。它还表明，聚集影响的推断\mdot从无线电\varepsilon不仅通过改变每单位质量的排放量，但也通过改变无线电光学深度单位半径R_{rad}，因此观察到的风量，在无线电波长。
2004-06-30 astro-ph
CNO Line Radiation and the X-ray Bowen Fluorescence Mechanism in Optically-Thick, Highly-Ionized Media
研究了高温、光学厚度、高电离介质中重叠X射线线的辐射转移效应。一个特定的例子，其中O VIII的Ly-alpha二重峰在频率上与N VII的Ly-zeta线相一致，详细研究了对紧急线光谱的性质的影响。我们解决的辐射转移方程研究的能量传输的共振线辐射在一个静态的，无限的，平面平行的几何形状，这是用来计算的破坏/逃逸概率为每条线的各种总的光学厚度的介质，以及破坏概率的基本光电不透明度的来源。据发现，O VIII Ly-alpha线辐射的大部分可以被N VII破坏，这可能导致O VIII Ly-alpha/N VII Ly-alpha线强度比的逆转，类似于在非太阳丰度下可能看到的。电离的碳和氮的光电吸收也可以随后增加这些离子的发射线强度。我们发现，线比，这是成正比的丰度比在光学薄等离子体，是不是真正的CNO丰度的良好指标。相反，假设光学薄条件下的全球光谱模型可能会产生不正确的丰度估计相比，观察，特别是如果光学深度是大的。其他潜在的重要的重叠线和连续的X射线波段也确定和他们可能的相关性，最近的高分辨率光谱观测与钱德拉和XMM-牛顿进行了简要讨论。
2003-05-27 astro-ph
Propagation of ionizing radiation in HII regions: the effects of optically thick density fluctuations
被接受的解释所观察到的两分法的两个数量级之间的原位测量的电子密度在HII地区，来自发射线的比率，和平均测量的基础上集成的发射措施，是电离介质的不均匀性。这被表示为“填充因子”，即稠密气体与稀薄气体的体积比，测量值为10^-3。通常使用的填充因子模型中隐含的假设是，致密气体团对电离辐射来说是光学上薄的。在这里，我们探讨假设相反的影响：团块是光学厚。第一个结果是在HII区域内存在大部分中性氢。我们估计螺旋星系NGC 1530中HII区的平均H^o/H^+比值为10的数量级，并使用动力学参数支持这一推论。光学厚的星团模型允许电离恒星产生的光子中有很大一部分从它们的HII区域逃逸。我们表明，通过比较模型预测与观测，这些模型给出了一个帐户至少一样好，可能比传统的模型，径向表面亮度分布和选定的谱线诊断HII区域内的物理条件。这些模型解释了HII区域如何从其线比看起来是电离边界的，但允许其电离光子的主要部分逃逸。
2004-05-24 astro-ph
Quasars Probing Quasars II: The Anisotropic Clustering of Optically Thick Absorbers around Quasars
在不同红移的类星体中，背景类星体的视线可以用来研究前景类星体的吸收环境。我们从149个投影类星体对的视线中选取了17个列密度N_HI > 10^19 cm^-2的莱曼极限系统样本，研究了z ~ 2.5的发光类星体周围光学厚吸收体的成簇模式。具体地说，我们测量了类星体-吸收体在横向上的关联函数，并发现在幂律关联函数下的共动关联长度r_0=9.2 + 1.5 - 1.7 Mpc/h（共动），γ =1.6。将这一横向成团强度应用于视线，可以预测，在v < 3000 km/s的速度窗口内，所有类星体中约有15-50%的类星体应该具有N_HI > 10^19 cm^-2的吸收体。这高估了沿视线的吸收体的数量，提供了令人信服的证据表明，类星体周围的光学厚吸收体的聚集模式是高度各向异性的。对各向异性最合理的解释是，横向方向比视线方向更不可能被电离光子照射，并且沿着视线方向的吸收体被光蒸发。本文提出了一个吸收体在类星体电离通量作用下发生光蒸发的简单模型，并证明了体密度n_H < 0.1 cm^-3的吸收体如果位于发光类星体的约1 Mpc（适当）范围内，就会发生光蒸发。使用这个简单的模型，我们说明了如何比较的横向和视线集群周围的类星体，最终可以用来约束光学厚吸收线系统中的气体分布。
2006-06-05 astro-ph
Confirmation of a gapped primordial disk around LkCa 15
最近，近红外宽带测光和斯皮策IRS光谱的分析导致了一个新的“前过渡盘”类的成员有一个内部的光学厚盘从外部光学厚盘分离的光学薄间隙的识别。这与具有内部盘孔的“过渡盘”（即从恒星到外部光学厚壁的小尘埃大量减少）形成对比。在LkCa 15中，详细的模拟表明，尽管近红外通量可以用尘埃升华半径处的光学厚物质来理解，但在很宽的半径范围内光学薄尘埃的另一种发射模型也可以解释观测结果。为了揭示LkCa 15内部圆盘的真实性质，我们在NASA红外望远镜设施使用SpeX获得了波长范围为2-5微米的中等分辨率近红外光谱。我们报告说，LkCa 15光球层上方的过量近红外辐射是一个黑体连续体，这只能是由于恒星周围的内盘中的光学厚材料。当这一原始内盘的确认与早期对LkCa 15外盘内边缘的观察相结合时，它揭示了一个有间隙的结构。形成行星是最有可能清除我们在这个不断发展的圆盘中检测到的间隙的机制。
2008-07-15 astro-ph
The Spectral States of Black Hole X-ray Binary Sources
基于吸积盘模型的多样性，提出了一个解释黑洞X射线瞬态谱态的框架。根据质量吸积率的不同，提出了吸积盘可以用光学厚盘、对流支配盘、日冕盘和非稳态盘中的一种或几种结构来描述。特别是，它建议，非常高，高，低，和关闭状态的特点是质量吸积率的大小递减。非常高的状态对应于爱丁顿极限附近的质量吸积率，其中光学薄的非稳定内部区域被光学厚的结构包围。在高状态下，内部区域是光学薄且对流主导的或光学厚的。低硬态的解释方面的一个磁盘电晕系统和关闭状态的光学薄磁盘为主的平流能量传输到黑洞。这样一个范例的可能观测后果进行了讨论。
1996-06-04 astro-ph
Codes for optically thick and hot photoionized media - Radiative transfer and new developments
我们描述了一个代码设计的热介质{（T $\ge$ }几个10 $^4$ K），光学厚康普顿散射。它计算了一个平面平行板的气体在热平衡和电离平衡的结构，一侧或两侧由给定的光谱照明。这个代码已经在以前的论文（Dumont，Abrassart & Collin 2000）中介绍过，其中已经讨论了几个方面。因此，我们在这里主要关注最近的事态发展。目前，该代码解决了转移的连续与加速λ迭代法（ALI）和两个流爱丁顿近似的线，而不使用本地逃逸概率形式主义近似的线转移。该传输代码与Monte Carlo代码相结合，该代码可以考虑直接和逆康普顿扩散，并计算发射到MeV能量的光谱，在任何几何形状中。示出了一些物理参数的影响，并强调了密度和压力分布（恒定密度、压力平衡或流体静力平衡）的重要性。最近改进的原子数据的处理进行了说明，并提到了可预见的发展。
2001-03-20 astro-ph
On the Relative Surface Density Change of Thermally Unstable Accretion Disks
在局域扰动假设下，定量研究了三种热不稳定吸积盘的表面密度、温度、盘高和垂直积分压力的相对变化之间的关系。在长波长扰动下，表面密度变化很小，而在短波长扰动下，表面密度变化不可忽略。当扰动波长小于15H（H是盘的标度高度）时，在光学薄、辐射冷却为主的盘中，当扰动波长小于50H时，在几何薄、光学厚、辐射压力为主的盘中，这一点变得很重要。在一个光学厚，对流为主的磁盘，这是对短波长扰动热不稳定，相对表面密度的变化要大得多。我们证明了在一个光学厚的、平流主导的盘中表面密度变化与温度之间的正相关性，这是以前被认为是其热不稳定性的本质点。此外，我们发现在光学厚，平流主导的磁盘的高度和温度的变化之间的关系。这是没有明显的垂直综合压力变化的自然结果。
1997-05-23 astro-ph
Bright stars and an inactive disk in Sgr A* and other dormant galaxy centers. I. The optically thick disk
低光度活动星系核（LLAGN）中存在着不活跃的冷盘。它们也可能存在于不活跃星系的核心和我们银河系的中心。然后这些圆盘将嵌入到观测到的致密核星团中。做一个光学厚盘的最简单的假设，我们探索了几种方法来检测磁盘的存在，通过其与集群的相互作用。第一种是近距离亮星在盘附近的食。第二个原因是，由于在近距离通过时，这些恒星照射了星盘的表面，使得星盘的红外线通量增加。最后，星团的表面亮度应该表现出各向异性，这取决于磁盘的倾角。我们将前两种方法应用于银河系中心的超大质量黑洞Sgr A*。使用近距离恒星S2的轨道参数，我们强烈排除了在近红外波段光学厚的圆盘，除非它有一个相对较大的内孔。对于没有内孔的磁盘，我们估计，数据允许磁盘的红外光学深度不大于约0.01。这样的圆盘也可能是在S2的光谱中检测到的3.8微米过量的原因。我们在这里得到的盘上的约束可以与解释所观察到的X射线耀斑所需的盘参数相协调，如果盘中的尘埃颗粒的尺寸大于~ 30微米。强烈的紫外线加热和冲击的小尘埃粒子的破坏，从通过磁盘的恒星通道，并在“静止”时间的晶粒生长，被称为可能的机制，创造不寻常的粒度分布。(...)
2003-07-31 astro-ph
The polarization effects of radiation from magnetized envelopes and extended accretion structures
给出了磁化球形光学厚包层和光学薄包层线偏振的数值计算结果。给出了利用观测到的偏振度和位置角的谱分布区分磁化光学薄包层和光学厚包层的方法。数值计算的结果被用来分析OB和WR星、具有黑洞候选者的X射线双星（天鹅座X-1，SS 433）和超新星的偏振观测。所开发的方法允许估计上述对象的磁场强度。
2004-06-16 astro-ph
Reprocessed emission line profiles from dense clouds in geometrically thick accretion engines
活动星系核（AGN）的中央引擎包含冷的致密物质以及热的X射线发射气体。发动机几何形状的标准范例是夹在热X射线日冕之间的冷薄圆盘。对塞弗茨的这种几何学的有力支持来自于对荧光铁线轮廓的研究，尽管证据并不是普遍存在的。在活动星系核和X射线双星中，薄圆盘模型的谱线轮廓应该与其他可能的谱线轮廓作比较。一种被提议的替代方案是由嵌入在光学上薄的、几何上厚的X射线发射引擎中的稠密云组成的引擎。该模型的进一步动机的几何厚引擎，如平流为主的吸积流（ADAF）的研究。在这里，我们计算从密集的云嵌入在几何厚，光学薄的X射线发射盘附近的Schwarzchild黑洞的再处理的铁线轮廓。我们考虑了一系列的云分布和光盘的解决方案，包括ADAF，纯径向入流，双极外流。我们发现，这样的模型可以重现线轮廓类似于那些从几何薄，光学厚光盘，并可能有助于减轻从后者遇到的一些问题。
2000-09-19 astro-ph
SN 1994W: An Interacting Supernova or Two Interacting Shells?
本文对SN 1994 W的I型进行了多历元的定量光谱分析。该事件被中外等人解释为SN的喷出物与在核心坍缩前1.5年喷出的0.4Msun壳层之间的相互作用。在增亮阶段，我们的模型表明，光辐射的来源不是唯一的，可能与内部光学厚冷致密壳（CDS）和外部光学薄冲击材料。在衰落阶段，我们的模型支持一个单一的辐射源，一个富含氢的光学厚度层，其温度接近恒定的~ 7000 K，从峰值时的4.3x10^15厘米半径消退到40天后的2.3x10^15厘米。我们一直复制SN 1994 W的混合窄芯宽翼线轮廓形状，仅调用光学厚光球（即，没有任何外部光学厚壳）。在SN 1994 W中，缓慢的膨胀使得热电子散射成为光学厚线芯中捕获的光子的关键逃逸机制，并允许在窄线芯周围看到由此产生的宽非相干电子散射翼。在具有较大膨胀速度的SNe中，由于非相干散射引起的热展宽被宽轮廓所掩盖，并且主频率红移被体运动所抵消。考虑到在任何时候都没有宽线和非常低的56 Ni产额，我们推测SN 1994 W是否可能是由两个喷射壳层之间的相互作用而没有核心坍塌造成的。动能到热能的高转换效率可能不需要SN 1994 W的类似SN的能量预算。
2008-10-06 astro-ph
Seeing Galaxies Through Thick and Thin: I. Optical Opacity Measures in Overlapping Galaxies
我们描述了使用部分重叠的星系提供直接测量的有效吸收星系盘，独立的假设内部磁盘结构。星系的非重叠部分和对称性的考虑被用来重建，通过差分测光，有多少背景星系的光在通过前景磁盘丢失。广泛的目录搜索产生约15-25个附近的星系对，适合我们不同程度的分析;这里列出了十个最好的例子。从这些对中，我们发现臂间消光是适度的，从0.3 R_25^B时的A_B ~1级下降到R_25^B时的基本为零;臂间尘埃的标度长度与盘星光的标度长度一致。相比之下，在螺旋臂和共振环中的尘埃在几乎任何半径处都可以是光学厚度（A_B > 2）。有些盘的消光曲线比银河系平坦，A_B/A_I = 1.6;这可能是星团尘埃分布的特征。即使典型的螺旋在其整个盘中不是光学厚的，它们{ \it}光学厚的地方与它们最发光的地方相关：在螺旋臂和内部盘中。吸收区和发射区之间的这种相关性可以解释它们的表观表面亮度仅轻微地依赖于倾斜度，错误地指示螺旋通常是光学厚的。作为一个系综，旋涡星系的不透明度可能只是大到足以显著影响类星体计数，但不足以导致它们的高红移截止。
1996-08-19 astro-ph
New Analytical Formula for Supercritical Accretion Flows
我们研究了一类新的光学厚吸积盘的全局解析解，其中包括超临界吸积区。我们发现平流冷却速率$Q_{\rm adv}$与粘性加热速率$Q_{\rm vis}$的比值，即，$f=Q_{\rm adv}/Q_{\rm vis}$，可以表示为依赖于半径和质量吸积率的解析形式。新的解析解可以用光子俘获半径$\rtrap$来表征，在这个半径内，吸积时间小于垂直方向上的光子扩散时间;当这个半径相交时，解的性质会发生显著的变化。在捕获半径内，$f$接近$f \propto r^0$，其对应于对流主导极限（$f \sim 1$），而在捕获半径外，$f$的径向依赖性变为$f \propto r^{-2}$，其对应于辐射冷却主导极限。这里导出的$f$的解析公式平滑地连接了这两个区域。一组新的解析解再现全球磁盘结构得到的数值积分在很宽的范围内的质量吸积率，包括超临界吸积制度。特别是，我们的新的解决方案的有效温度分布是在良好的协议与数值解。因此，新的解不仅为评价吸积流的观测性质，而且为研究超临界吸积流存在下黑洞的质量演化提供了一个有用的工具。
2006-05-10 astro-ph
Line Emission from Gas in Optically Thick Dust Disks around Young Stars
本文提出了光学厚尘埃盘中气体的自洽模型，并计算了其热、密度和化学结构。该模型侧重于准确治疗的上层线发射起源，并在半径$\gtrsim 0.7$ AU。我们目前的结果磁盘周围的$\sim 1{\rm M}_{\odot}$恒星，我们有不同的尘埃特性，X射线光度和紫外光度。我们分别对待气体和尘埃的热平衡，并计算线光度在红外和亚毫米波长的所有过渡起源于主要是中性气体，位于电离表面的磁盘。我们发现，[ArII] 7 $μ$ m，[NeII] 12.8 $μ$ m，[FeI] 24 $μ$ m，[SI] 25 $μ$ m，[FeII] 26 $μ$ m，[SiIII] 35 $μ$ m，[OI] 63 $μ$ m和H $_2$，H $_2$ O和CO的纯转动线可以是相当强的，是气体在盘中的存在和分布的良好指标。我们将我们的模型应用到附近的年轻恒星TW Hya周围的圆盘上，并发现我们的模型计算和观测之间有很好的一致性。我们还预测了TW Hya盘的强发射线，这些发射线可能会被未来的设施检测到。CO观测与我们的模型的比较表明，TW Hya周围的气体盘可能被截断为$\sim 120 $ AU，相比，其尘埃盘的174 AU。我们推测，光蒸发由于强大的恒星FUV场TW Hya负责的气体盘截断。
2008-04-21 astro-ph
A Population of Faint Extended Line Emitters and the Host Galaxies of Optically Thick QSO Absorption Systems
我们已经进行了一个长缝搜索的低表面亮度莱曼α发射体在红移2.67 < z < 3.75。用VLT/FORS 2进行92小时长的曝光，使1 σ表面亮度检测限降至8 × 10 ^-20 erg/cm 2/s/sqarcsec，得到了27个单线发射体的样品，其通量为10^-18 erg/s/cm 2的几倍。我们提出的论点，大多数对象确实是莱曼α。大的共动数密度、大的覆盖因子dN/dz ~ 0.2-1和经常扩展的Lyman α发射表明，这些发射体与阻尼Lyman α系统（DLAS）和高柱密度Lyman极限系统的难以捉摸的宿主群体相一致。一个小的推断恒星形成率，也许被冷却辐射取代，似乎在能量上主导了莱曼α发射，并与低金属含量，低尘埃含量和理论上推断的低质量的DLAS一致，并且与早期对它们的光学对应物的搜索相对缺乏成功。（节略）
2007-11-08 astro-ph
On the Diversity of the Taurus Transitional Disks: UX Tau A & Lk Ca 15
最近发现的“过渡盘”系统由年轻的恒星组成，它们的外盘光学厚度很大，但内盘几乎没有小的尘埃。在这里，我们介绍了另一类“预过渡盘”与显着的近红外过量，这表明存在的光学厚的内盘分离的光学厚的外盘，因此，光谱能量分布的预过渡盘建议盘间隙，而不是内孔的初期发展。在UX Tau A中，我们对斯皮策IRS光谱的分析发现，近红外过量是由内部光学厚盘产生的，并且存在约56 AU的间隙。LkCa 15的斯皮策IRS光谱暗示了~46 AU的间隙，证实了先前的毫米成像。此外，UX Tau A在其盘中含有半径>~ 56 AU的结晶硅酸盐，这对我们理解这种结晶材料的生产提出了挑战。相比之下，LkCa 15的硅酸盐是无定形的和原始的。UX Tau A和LkCa 15增加了我们对低质量恒星形成中尘埃清除多样性的了解。
2007-10-15 astro-ph
P-Process Nucleosynthesis inside Supernova-Driven Supercritical Accretion Disks
利用光学厚平流主导流的自相似解，研究了1.4 M太阳系致密天体周围超临界吸积盘中的p过程核合成.超临界吸积预计会发生在超新星中，备用物质会吸积到新生的致密物体上。当吸积率m_dot = M_dot c^2/（16 L_Edd）>10^5时，在超新星驱动的超临界吸积盘（SSAD）中，通过p-过程合成了相当数量的p-核，其中L_Edd为爱丁顿光度.当远离致密天体的回落气体的丰度是原始超新星中氧/氖层的丰度时，从SSAD中喷出的p核的Abstract剖面具有与II型超新星中氧/氖层的Abstract剖面相似的特征。总体丰度分布与太阳系的丰度分布一致。一些p型核，如Mo、Ru、Sn和La，在SSAD中和II型超新星一样，生产不足。如果在爆炸过程中，备用气体通过瑞利-泰勒不稳定性与一小部分质子混合，则在SSAD内产生大量的Mo 92。虽然P核的总体丰度分布与太阳系有很大的不同，但当回落气体中含有丰富的质子时，也会产生Ru 96和La 138。SSAD中的p-过程核合成有助于p-核的化学演化，特别是Mo 92，如果通过喷流和/或风喷射出几个后备物质的话。
2002-11-08 astro-ph
Neglecting the porosity of hot-star winds can lead to underestimating mass-loss rates
背景：质量损失率是大质量恒星的一个关键参数。光谱分析和质量损失的测定需要适当的恒星大气模型。目前的模型只能在光学薄的小尺度结构的近似中解释恒星风的不均匀性。这种对"微聚集“的处理导致经验质量损失率降低两倍或更多。目的：星风团在谱线上可以是光学厚的。我们调查如何“大聚集”的影响经验的质量损失率。研究方法：波茨坦Wolf-Rayet（PoWR）模式大气代码在“形式积分”中被推广到不一定光学薄的团块。结果：光学厚团块降低有效不透明度。这对出射光谱有明显的影响。我们对O型超巨星zeta Puppis的建模表明，光学上薄的H-α线不受风孔隙度的影响，但当考虑到宏聚团时，PV共振双重线变得显着较弱。共振线和重组线诊断之间的差异，可以完全解决与大团簇建模没有向下修正的质量损失率。结论：从光学薄发射推断的质量损失率，如O型星中的H-α线，不受大团块的影响。然而，由于孔隙效应，光学粗线的强度降低。因此，在恒星风模拟中忽略孔隙度会导致低估经验质量损失率。
2007-11-20 astro-ph
Geometrical Effect of Supercritical Accretion Flows: Observational Implications of Galactic Black-Hole Candidates and Ultraluminous X-ray Sources
我们研究了超临界吸积流中视角的依赖性，并讨论了星系黑洞候选者和超亮X射线源的观测意义。当质量吸积率超过临界吸积率时，由于辐射压力的增强，盘的形状在几何上是厚的。超临界吸积流的模型谱强烈依赖于倾角。因为对于大倾角，外盘阻挡了盘内部区域的发射。我们还发现，低倾角和低吸积率盘的光谱特性与高倾角和高吸积率盘的光谱特性非常相似。也就是说，如果一个物体具有高倾角和高吸积率，这样的系统会遭受自掩星，光谱会非常柔软。因此，我们不能仅从频谱形状来区分这些差异。相反，如果我们利用自掩星的性质，我们可以限制系统的倾角。我们认为，一些观察到的高温超亮X射线源具有近正面的几何形状，i < 40，银河系黑洞候选者，XTE J1550-564，具有相对较高的倾角，i > 60。
2005-04-08 astro-ph
X-ray spectra transmitted through Compton-thick absorbers
用蒙特卡罗模拟计算了通过光学厚度大于康普顿散射的物质的X射线谱。应用BeppoSAX数据的Seyfert 2星系在Circinus，和宇宙X射线背景的光谱建模，进行了讨论。
1999-04-24 astro-ph
Optically Thick [O I] and [C II] Emission Towards NGC 6334 A
这项工作的重点是[O I]和[C II]发射对NGC 6334 A，嵌入的H+区域/PDR只能在红外或更长的波长观察。一个几何学，几乎所有的发射逃逸出云的一面面对恒星，如猎户座，是不适用于这一地区。相反，我们发现的几何形状是一个H+区域和相关的PDR是嵌入在分子云。恒定密度PDR计算，预测线强度作为AV（或N（H）），氢密度（nH），和入射紫外辐射场（G 0）的函数。我们发现，AV ~650 mag，nH = 5x10^5 cm-3，G 0 = 7x10^4的单组分模型再现了观测到的[O I]和[C II]强度，而[O I] 63到146微米的低比率是由于[O I]线中的线光学深度效应，这是由大的原子/分子气体柱密度产生的。我们发现，密度定律的影响会增加我们推导的AV，而非对称几何的影响会降低AV，这两种影响在很大程度上相互抵消。我们的结论是，光学选择的H+区域邻近PDR，如猎户座，可能有一个不同的视角或几何形状比通过红外观测检测到的类似区域。总的来说，在这项工作中提出的理论计算具有实用性的任何PDR嵌入在分子云。
2007-02-09 astro-ph
New Analytical Formulae for Optically-Thin Accretion Flows
在以前的论文中，我们描述了新的光学厚超临界吸积流的解析公式（渡井2006年，以下论文1）。在这里，我们提出的光学薄的一个温度吸积流，包括对流占主导地位的制度，使用的“半迭代”的方法在文件1中描述的解析公式。我们的解析公式有两个实数解。第一个解对应于对流主导的吸积流（ADAF），第二个解对应于Shapiro，Lightman和Eardley描述的辐射主导的吸积流（所谓的SLE模型）。两种解都由平流参数$f$的三次方程给出，其是平流冷却速率$Q_{\rm adv}$与粘性加热速率$Q_{\rm vis}$的比率，即，$f=Q_{\rm adv}/Q_{\rm vis}$。大多数先前的研究假设$f$是恒定的（ADAF为$f \sim 1$）。然而，很明显，$f$应该是辐射冷却为主的制度的物理参数的函数。我们发现，比值$f$可以写成半径，质量吸积率和粘性参数$α$的函数。利用这个公式，我们可以估计从内部光学薄的ADAF到外部光学厚的标准盘的过渡半径，这可以通过观测黑洞X射线双星的静态来测量。
2006-12-28 astro-ph
SN 2006tf: Precursor Eruptions and the Optically Thick Regime of Extremely Luminous Type IIn Supernovae
SN 2006 tf是迄今为止发现的第三明亮的SN，仅次于SN 2005 ap和SN 2006 gy。SN 2006 tf是有价值的，因为它提供了两种机制之间的联系：（1）发光的IIn型超新星，直接由与星周物质（CSM）的相互作用产生的辐射提供动力;（2）最明亮的SNe，其中CSM相互作用是如此的光学厚度，以至于能量必须从不透明的冲击壳中扩散出来。随着SN 2006 tf的演变，它慢慢地从第二种状态过渡到第一种状态，因为贝壳变得更加多孔。这种联系表明，最明亮的SNe的性质范围在很大程度上取决于爆炸前不久喷出的富含H的物质的密度和速度。SN 2006 tf辐射的总能量至少为7 e50尔格。如果这种光度的大部分来自于激波动能的热化，那么这颗恒星需要在核心坍缩前的4-8年内喷出~18 Msun，在此之前的几十年内又喷出2-6 Msun。因此，Ia型爆炸被排除在外。从H-alpha发射线剖面，我们得出爆炸波速度为2，000 km/s，不减速，从冲击前气体的窄天鹅座P吸收，我们推断出祖先的风速约为190 km/s。这让人想起LBV的风速，但不是RSG或WR星的风速。我们认为，像SN 2006 gy一样，SN 2006 tf标志着一颗非常大质量的恒星的死亡，该恒星在其生命结束前一直保持着H包层，并在爆炸前的几十年中遭受了类似LBV的极端质量损失。
2008-08-04 astro-ph
Line emission from optically thick relativistic accretion tori
我们计算了Kerr黑洞周围相对论吸积环面的线辐射，并研究了线辐射的轮廓如何依赖于观察倾角、中心黑洞的自旋、描述环面形状的参数以及环面表面线辐射率的空间分布。我们还比较了与薄吸积盘的线。我们的计算表明，从环面线和薄磁盘线有几个共同的特点。特别地，在低和中等的观察倾斜角下，它们都具有不对称的双峰轮廓，具有高的、尖锐的蓝色峰和较短的红色峰，其具有广泛的红色翼。在高视角下，它们都具有非常宽的不对称线，可以粗略地认为是单峰。环面和盘线可能显示出非常不同的红色和蓝色线翼，但差异是由于相对论环面和盘的模型具有不同的内边界半径。自食和透镜作用在形成环面线方面起一定作用，但它们仅在大倾角时有效。如果吸积环的内外半径与吸积盘的内外半径相同，则只有当倾角接近90 °时，它们的线轮廓才有明显的差别，而且这种差别主要表现在线的中心区域，而不是翼部。
2007-09-13 astro-ph
An optically thick inner corona geometry for the Very High State Galactic Black Hole XTE J1550-564
银河双星系统在非常高的状态下的X射线光谱显示出强烈的盘发射和强烈的，陡峭的高能量尾部。我们使用同时光学ASCA-RXTE数据从黑洞瞬态XTE J1550-564作为一个具体的例子，并表明，这些光盘光谱的温度显着低于从相同的源在相同的光度时，在光盘占主导地位的状态。如果这些给出了盘的真实图像，则盘的发射率已经降低，和/或盘在最后的稳定轨道上方截断。然而，通常假设尾是由康普顿散射产生的，在这种情况下，它在这些光谱中的形状要求康普顿化区域在光学上稍微厚（τ ~2-3），并且覆盖了大部分的内盘。这将扭曲我们对光盘的看法。我们建立了一个理论模型的Comptonising电晕的内盘，并适合这一数据，但发现它仍然需要一个大的增加内盘半径的标准盘发射率。相反，在日冕存在的情况下，圆盘发射率发生变化的可能性似乎更大。我们实现了Svensson & Zdziarski（1994）的特定的内盘-日冕耦合模型，并表明这可以解释在非常高的状态下看到的低温/高光度盘发射，而盘的半径只有很小的增加。虽然这种推断的光盘截断可能是不显着的模型的不确定性，它是一致的低频QPO和低/硬态光谱的属性的连续性。
2006-06-27 astro-ph
Signatures of the Youngest Starbursts: Optically-thick Thermal Bremsstrahlung Radio Sources in Henize 2-10
VLA射电连续成像揭示了蓝色致密星系Henize 2-10中心5”星暴区的致密（<8 pc）~1 mJy射电源。我们解释这些无线电结非常年轻，超密集的HII区域。我们对它们的光度和光谱能量分布进行了模拟，发现它们与异常密集的HII区相一致，HII区的电子密度为1500 cm^-3 < n_e < 5000 cm^-3，大小为3-8 pc。由于这些H II区域在光学图像中不可见，因此我们建议射电数据优先揭示最年轻，致密和最模糊的恒星形成事件。能量方面的考虑意味着五个\HII区域中的每一个都包含了大约750颗O 7 V当量的恒星，比大麦哲伦星云中30颗剑鱼座的数量还要多。与典型的星际介质相比，高密度意味着超压，因此这样的物体必须是短暂的（<0.5百万年的膨胀时间尺度）。我们的结论是，射电连续谱图揭示了非常年轻（<0.5百万年）的"超级星团“或"原球状星团"的前体，这些前体在He 2-10的光学和紫外波长处非常突出。如果超致密的HII区域是我们预测将在其他恒星爆发系统中发现的典型区域，那么超级星团将有15%的生命周期处于高度模糊的环境中，类似于银河系超致密的HII区域。这一系列的工作使我们提出，年龄小于10^6年的大质量河外星团（即原球状星团）可能最容易通过找到具有光学厚度的热韧致辐射谱特征的致密射电源来识别。
1999-07-16 astro-ph
Why Is Supercritical Disk Accretion Feasible?
虽然自20世纪70年代以来，人们一直在猜测黑洞上发生稳定的超临界盘吸积，但迄今为止还没有得到准确的证实。这是第一次，我们以前通过二维，长期的辐射流体动力学模拟证明了这一点。为了阐明为什么这种吸积是可能的，我们定量地研究了一个模拟的超临界吸积流的动力学，其质量吸积率为~10^2 L_E/c^2（L_E和c分别是爱丁顿光度和光速）。我们确认两个重要的机制超临界磁盘吸积流，如前所述，其中之一是辐射各向异性所产生的各向异性的密度分布非常光学厚的材料。我们定性地表明，尽管辐射能量密度很大，E_0> 10^2 L_E/（4 π r^2 c）（其中r是到黑洞的距离），但由于圆盘中的光学深度很大，通常τ为10^3，辐射通量F_0 cE_0/τ可能很小。另一种机制是光子捕获，用vE_0量化，其中v是流速。当|v|和E_0较大时，这一项显著地降低了辐射通量，甚至在r<70 r_S（其中r_S是史瓦西半径）时使辐射通量为负（向内）。由于这些效应的组合，沿圆盘平面方向的辐射力大大衰减，使得重力几乎不超过辐射力和离心力的总和。因此，物质可以主要沿着盘平面以远小于自由落体速度的速度缓慢地落在中心黑洞上，即使盘的光度超过爱丁顿光度。相反，沿圆盘旋转轴，强辐射力驱动强气体流出。
2007-10-16 astro-ph
Soft state of Cygnus X-1: stable disk and unstable corona
从吸积黑洞中经常观测到两个分量的X射线谱（软X射线黑体加硬幂律）。这些成分可能与致密源附近吸积流的不同部分（分别为光学厚和光学薄）有关。在短时间尺度上，X射线通量的大部分非周期性变化与较硬的分量有关。我们认为，这两个组件的变化幅度完全不同，只是涉及到非常不同的粘性时间尺度的几何薄和几何厚部分的吸积流。在几何薄盘中，由于扩散时间很长，在距离黑洞较大半径处，局部动力学或热力学时间尺度上的粘性或质量吸积率变化不会引起较小半径处质量吸积率的任何显著变化。比扩散时间尺度短的时间尺度上的任何变化都被有效地抑制。相反，这样的变化可以很容易地生存在几何厚流，因此，在流的最里面的区域的质量吸积率将反映调制的质量吸积率添加到流在任何距离的黑洞。因此，如果初级不稳定性在短时间尺度上运行，则自然地解释了软组分的稳定性（源自几何上薄的和光学上厚的流）和硬组分的可变性（来自几何上厚的和光学上薄的流）。
2000-09-26 astro-ph
Are spiral galaxies optically thin or thick?
螺旋星系的不透明度是通过模拟单个星系的尘埃和恒星含量来研究的。将该模型应用于5个晚型旋涡星系（NGC 4013、IC 2531、UGC 1082、NGC 5529和NGC 5907）。到目前为止，我们一共分析了七个星系，上面提到的五个星系加上UGC 2048和NGC 891，（Xilouris等人，1997年，1998年），我们能够得出一些一般性结论，其中最重要的是：（1）脸--在所有的光学波段中，中心光学深度小于1，这表明典型的螺旋星系，如我们所模拟的星系，如果2）尘埃的高度大约是恒星的一半，这意味着尘埃更集中在盘的平面附近。3)尘埃的尺度长度大约是恒星的1.4倍，尘埃的径向延伸比恒星更大。4)尘埃质量被发现是约一个数量级以上，比以前测量使用红外天文台通量，表明存在一个冷尘埃成分。计算出的气体与尘埃的质量比接近我们银河系的值。5)由此导出的消光定律与银河系的消光定律相当吻合，表明尘埃的行为具有普遍性。
1999-01-13 astro-ph
Clumpy winds and the obscuration of Active Galactic Nuclei
本文讨论了活动星系核（AGN）中恒星形成驱动的外流在中心源遮蔽中的作用。从一个亚秒差距尺度吸积盘流出的数值模拟适合银河系中心的参数。由此产生的遮蔽图案是非常不规则的，其中一些视线变得光学厚到汤姆逊散射。一个固定的观察者会看到柱深度随着时间的变化而变化，从几个月到几百年不等，这取决于流出区域的物理大小。这样的风可能与某些活动星系核的遮蔽有关，特别是“变貌活动星系核”。然而，从中心源看，这些风在天空中的平均值总是光学上很薄，除非风的流出率是超级爱丁顿。一个简单的尺度论证表明，这不仅适用于恒星驱动风，而且适用于任何活动星系核风。因此，我们的结论是，活动星系核风是无法占绝大多数的光学厚遮蔽活动星系核（所有活动星系核的一个重要部分）。我们认为活动星系核中光学厚遮蔽最可能的来源是一个翘曲的秒差距尺度的吸积盘。
2006-02-16 astro-ph
The evolution of planetary nebulae IV. On the physics of the luminosity function
星云的演化是从附近的渐近巨星分支穿过赫兹-罗素图，直到白矮星域到达，使用各种中心星模型耦合到不同的初始信封配置。沿着每个序列的星云的相关线发射的计算和分析。Hbeta和[OIII] 5007 A的最大线亮度分别在恒星有效温度约65000 K和95000- 100000 K时达到，前提是星云保持电离光子的光学厚度。在光学薄的情况下，最大线发射发生在厚/薄转变时或之后不久。我们的模型表明，大多数具有较热（>~ 45000 K）中心恒星的行星状星云在莱曼连续谱中是光学薄的，它们的[OIII] 5007 A发射无法解释观测到的行星状星云光度函数的亮端。然而，具有>~ 0.6 Msun的中心恒星和相当致密的初始包层的序列实际上仍然保持光学厚度，并且能够填充光度函数的亮端。个别光度函数强烈依赖于中心恒星质量和星云光学深度随时间的变化。行星状星云的流体动力学模拟对于理解其观测到的光度函数背后的基本物理是必不可少的。特别是，我们的模型不支持Marigo et.al（2004）的说法，根据该说法，最大5007 A光度发生在远超过100 000 K的复合阶段，此时恒星光度下降，星云模型变得至少部分光学厚。因此，没有必要使用相对大质量的中心恒星，比如大于0.7 Msun，来解释光度函数的亮端。
2007-08-31 astro-ph
Coagulation of small grains in disks: the influence of residual infall and initial small-grain content
已知原行星盘中的湍流凝聚作用的时间尺度远短于盘的寿命。在缺乏补充小尘埃颗粒群的机制的情况下，原行星盘将迅速失去其连续不透明度的尘埃。这与金牛座T星和赫比格Ae/Be星周围的红外观测结果不一致，这些恒星在可见光波段通常光学厚度很大，并显示出小颗粒（a<~ 3 μ m）的特征。一个合理的补充机制的小颗粒是碰撞破碎或侵蚀的大尘埃聚集体，模型计算预测发挥重要作用的原行星盘。如果光学厚盘被视为正在进行的碎片化或侵蚀的证据，那么必须仔细研究光学厚盘存在的其他解释。在这项研究中，我们探讨了两种情况。首先，我们研究的影响，残留的，低水平的物质降落到磁盘表面。我们发现，原则上，低至10^{-11} Msun/yr的下沉率可以补充小颗粒种群，使圆盘保持在光学厚度的边缘。然而，这还有待观察，如果假设这样的流入是现实的恒星+磁盘系统在几个百万年的年龄，风和喷流预计已删除任何残留的信封。总之，碎裂或侵蚀似乎仍然是最有希望的过程，以解释大量存在的小颗粒在旧磁盘。
2008-09-23 astro-ph
